Druhá největší planeta sluneční soustavy, kterou proslavily především i v malém dalekohledu dobře viditelné prstence. Průměrná hustota planety je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody.
Na obloze je viditelná jako jasný nažloutlý objekt, proto ho znali lidé už od pradávna; až do poloviny 18. století byl považován za nejvzdálenější planetu. Dalekohledem ji poprvé pozoroval Galileo Galilei, který postřehl zvláštní obrys Saturnu a usoudil, že kolem planety obíhají dvě menší tělesa. Teprve Christian Huyghens v letech 1655–59 popsal správně, že jde o plochý prstenec tvořený mnoha drobnými částicemi, který se planety nikde nedotýká a je skloněn k ekliptice. Kosmický výzkum Saturnu začal roku 1979 sondou Pioneer 11 a vyvrcholí letos v červenci, kdy se sonda Cassini stane jeho první umělou družicí.
Prsteny se nyní uzavírají
Saturn má značně skloněnou rotační osu. Vzhledem ke kolmici na rovinu jeho dráhy svírá úhel 26,73° a vůči kolmici na rovinu ekliptiky 28,05°. Protože prsteny leží v rovině rovníku planety, jejich vzhled se pro pozemského pozorovatele s časem nápadně mění. Prochází-li rovina Saturnova rovníku a prstenů Zemí (naposledy třikrát v letech 1996 až 1997), jeví se prsteny ve větších přístrojích jako tenká čárka a v menších se ztrácejí. Nejvíce se prsteny „rozevřou“ dvakrát během periody oběhu – jednou je vidíme od jihu a jednou od severu. Jižní strana prstenů byla nejvíce rozevřena počátkem dubna 2003 a nyní se pomalu „uzavírá“. Severní strana k nám byla nejvíce nakloněna 2. října 1989. Podobně se k nám naklání i severní a jižní polokoule planety. Předpokládáme, že velký sklon rotační osy souvisí se srážkou s větším tělesem v době formování planet.
Saturn a´ la Jupiter
Navzdory odlišnému vzhledu v dalekohledu se v mnoha ohledech obě největší planety podobají. Zhruba stejně rychlá diferenciální rotace způsobuje obdobně jako na Jupiteru vznik pásů. Na žlutavě zabarveném kotouči samotné planety vidíme pásovou strukturu s temnějšími polárními oblastmi. Je však velmi nevýrazná, protože neprůhlednou oblačnou vrstvu obklopuje do výšky nejméně 2000 km řídký průhledný atmosférický zákal, jehož dolní oblast tvoří hustší stokilometrová vrstva krystalků čpavku. Přesto lze v neprůhledné oblačné vrstvě zaznamenat řadu jemných detailů, podobných Jupiterovým, například anticyklonální útvary, obdobu Jupiterových bílých oválů.
Rychlost atmosférického proudění na obvodu těchto útvarů dosahuje 100 m/s. Nápadnější jsou zajímavé bělavé skvrny nepravidelného obrysu, objevující se v různých letech v rovníkovém pásmu. Zonální proudění v atmosféře je rychlé, až 480 m/s, a to ve dvou zónách zhruba souměrně umístěných vzhledem k rovníku (+8° a -6° planetografické šířky), jinde má rychlost od 0 do 160 m/s. Pro srovnání – v horní atmosféře Země dosahuje proudění nejvýše rychlostí 110 m/s. Při spektroskopických pozorováních ze Země byl v atmosféře zjištěn molekulární vodík (89 %), čpavek a metan, kosmické sondy potvrdily helium (11 %) a různé uhlovodíky.
Při úvahách o vnitřní stavbě Saturnu musíme především přihlédnout k jeho nízké hustotě. Celkové pořadí vrstev předpokládáme podobné vnitřní stavbě Jupitera. Pod neprůhlednou vrstvou oblačnosti je asi 2000 km vysoká vrstva střední a hluboké atmosféry. Pod ní leží zvláště mohutná vrstva kapalného molekulárního vodíku s heliem, zahrnující plných 87 % objemu planety.
Od poloviny poloměru planety leží rozsáhlá oblast metalického vodíku s heliem, také kapalná. Pod ní se předpokládá vrstva silně stlačeného ledu. Ještě hlouběji musí být jádro z křemičitanů železa. Gravitační diferenciací, při níž helium zvolna klesá vrstvou vodíku, se uvolňuje teplo, takže Saturn vyzařuje víc energie, než přijímá od Slunce.
Neviditelné okolí
Magnetické pole je slabší než u Jupiteru, má výrazněji dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s osou rotační. Magnetosféra je méně rozsáhlá než Jupiterova. Zvláštní je tím, že je souměrná podle roviny Saturnova rovníku, což zřejmě souvisí s existencí rozsáhlého systému prstenů. Prsteny u vnějšího okraje, A a B, pohlcují plazmu z magnetosféry. Čelo rázové vlny je vzdáleno asi 1,5 milionu kilometrů. Magnetický moment je třikrát menší než Jupiterův.
Projevem magnetosféry jsou i polární záře. Ty jsou pozorovatelné v ultrafialové oblasti spektra – sondy je nepozorovaly příliš zřetelně, ale detailně je zachytil Hubbleův kosmický dalekohled. Na snímcích jsou zřetelné aurorální ovály u obou pólů planety a zářící drapérie, sahají až do 1600 km nad oblačnou vrstvu. Na rozdíl od Jupiteru vznikají stejně jako u Země, tedy proudem elektricky nabitých částic od Slunce (většinou elektronů a protonů).
Magické prstence
Saturn má podivuhodnou soustavu prstenců, z nichž tři hlavní jsou dobře viditelné dalekohledy. V rovině rovníku se rozprostírají kolem planety od pouhých sedmi tisíc kilometrů nad viditelným povrchem až za vzdálenost Měsíce od naší Země. Přestože jsou široké několik desítek tisíc km, jejich tloušťka je jen několik set metrů. Každý obíhá kolem planety jinou rychlostí.
Jsou tvořeny drobnými částicemi, patrně ledem obalenými kousky hornin o velikosti od milimetrů po desítky metrů (tj. ve škále od zrnek cukru až po celé domy). Označujeme je velkými písmeny abecedy v pořadí, v němž byly objeveny; nejvýraznější část systému tvoří (v pořadí od planety) prstence C, B, A – mezi B a A je mezera, známá podle svého objevitele jako Cassiniho dělení. V prstenci B byly nalezeny zvláštní radiální struktury, zvané loukotě. Prstenec F je složen z několika propletených prstenců gravitačně ovlivňovaných tzv. „pastýřskými“ měsíci.
Předpokládáme, že planetární prstence vznikly roztrháním některých měsíců, dopadem komet a meteoroidů nebo slapovými silami mateřské planety. Čím blíže je měsíc k planetě, tím větší je rozdíl gravitačního působení na přivrácenou a odvrácenou stranu měsíce. Po překročení určité vzdálenosti rozdíl sil běžnou horninu roztrhá.
Kromě prstenců vládne Saturn rozsáhlé rodině měsíců nejrůznějších velikostí, drah a vlastností, podobně jako Jupiter. Počet oficiálně známých nyní dosáhl 31; největší Titan dosahuje „planetární“ velikosti.
Charakteristické údaje
Hmotnost 95,16 hmotnosti Země
Průměr 120 536 km
Hustota 700 kg/m3
Povrchová teplota -175 °C
Doba otočení kolem osy 10,66 h
Odklon rotační osy od kolmice k dráze 26,73°
Přitažlivost na povrchu 0,74 Země
Doba oběhu kolem Slunce 29,4 let
Velká poloosa dráhy 9,537 AU (1 426 725 000 km; 1,35–1,50 mil. km)
Excentricita 0,0542
Inklinace 2,48°
Počet měsíců 31
